книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

(хотя попытки такого сравнения и делаются), так как их границы определяются различными способами и ре­ зультаты не вполне сравнимы.

Другая ближайшая к нам спиральная галактика (МЗЗ в Треугольнике типа Sc) в 6 раз слабее по све­ тимости, чем М31, и по диаметру в 3 с лишним раза меньше, чем наша.

Неправильные галактики имеют умеренные и малые светимости, большинство их — карлики, в среднем с абсолютной величиной —14 и с диаметрами 1,5—3 ты­ сячи парсеков.

Магеллановы Облака принадлежат к наиболее ярким и крупным неправильным галактикам. Их часто счи­ тают самыми яркими из карликов. Четкой границы меж­ ду понятиями «гигант» и «карлик» для галактик нет.

Среди эллиптических галактик также есть гиганты и карлики. Самыми яркими и крупными из известных являются две эллиптические галактики в скоплении Де­

еще условнее, чем границы спиральных. Если за грани­ цу брать места, где поверхностная яркость едва отли­ чима от фона чистого ночного неба, то размеры сверх­ гигантских эллиптических и спиральных, галактик ока­ зываются примерно одинаковыми и составляют, как мы видим, около 30 000 парсеков, или почти 100 000 свето­ вых лет. Однако вблизи нас гигантских эллиптических галактик нет, и их расстояния, а следовательно, свети­ мости и размеры определяются по красному смещению, деленному на постоянную Хаббла. В настоящее время все еще не сделано окончательного выбора между зна­ чениями последней, колеблющимися от 75 до 180/с,и/се/с на миллион парсеков. Соответственно этому размеры

130

одних и тех же далеких гигантских эллиптических га­ лактик, которые приводятся в литературе, колеблются в пределах 2,5 раза, а абсолютные величины в пределах двух звездных величин, т. е. светимости в пределах 6 раз. На сравнение их размеров с размерами спираль­ ных галактик именно это, однако, влияет меньше, так как для последних часто учитывают расстояния, опре­ деленные по красному смещению, с тем же значением постоянной Хаббла, которая применялась для эллипти­ ческих галактик.

В наших окрестностях находятся только карлико­ вые эллиптические галактики — спутники спиральной галактики М31 в Андромеде. Их абсолютные величины около —15, а размер около 3500 парсеков.

«Крайние карлики», какими являются слабые сферо­ идальные галактики в наших окрестностях: в Печи, в Скульпторе* а тем более открытые позднее системы Лев I и Лев II, очень слабы — от —12 до —8 абсолют­ ной величины. Их размеры порядка 3000 световых лет.

Полная кривая светимости галактик вообще как следует еще не установлена и только для ярких галак­ тик в скоплениях известна более или менее надежно. Полагают, чго в разных скоплениях она может быть различной. Выяснить этот вопрос трудно из-за того, что нельзя с полной уверенностью отделить галактики, при­ надлежащие скоплению, от галактик, случайно проекти­ рующихся на него.

Раньше думали, что в единице объема галактик сверхгигантов мало, что с понижением светимости их число растет, достигает максимума около некоторой средней величины и затем быстро спадает.

Наша Галактика находится в изолированной груп­ пе, называемой Местной системой галактик (рис. 9).

Секстант

В ней выделяются две главные группы со сверхгиган­ тами в каждой. Это наша Галактика с ее спутниками — Магеллановыми Облаками и М31 с ее несколькими эллиптическими спутниками. После открытия «крайних

нашей Местной системе карлики преобладают. На две

132

и 221), две довольно разреженные (NGC 147 и 185), шесть сфероидальных, крайне разреженных: в Печи, Скульпторе, Лев I, Лев II, в Малой Медведице, в Дра­ коне; неправильные галактики: Магеллановы Облака, NGC 6822, 1C 1613, система Вольфа — Лундмарка, три системы Хольмберга и, может быть, три карлика в Секстанте, еще мало изученные. Итак, у нас в Местной системе две гигантские спирали, одна средняя спираль и 17—20 карликов, преимущественно эллиптических и сфероидальных. Получается, что карлики являются пре­ обладающими и средняя абсолютная величина галак­ тик теперь сильно сдвинулась в сторону малых свети­ мостей.

В какой мере кривую светимости галактик в наших окрестностях можно приписать скоплениям галактик и всей Метагалактике, неясно. В скоплениях преобладают эллиптические галактики, и они же часто являются са­ мыми яркими, а в наших окрестностях эллиптических сверхгигантов совсем нет.

Автор обнаружил, что существуют группы больших галактик без карликовых спутников. Поэтому и насы­ щенность карликами общего поля Метагалактики и скоплений галактик может быть иной, чем мы это на­ ходим в Местной системе. Слабые карлики, с трудом открываемые даже в нашем соседстве, на больших рас­ стояниях не видны. Но ученые пытаются найти более яркие карлики в ближайших скоплениях. В скоплении, находящемся в созвездии Девы, в 1956 г. обнаружено полсотни карликов со слабой концентрацией яркости к их центру. Их абсолютная величина около —13. Но они считаются непохожими на галактики типа Скульптора, которые на 2—3 звездные величины слабее. Их относят к новому типу — 1C 3475. В скоплении созвездия Печи

133

тремя годами позднее также нашли 16 карликов с ма­ лой концентрацией света к центру. Таким образом, в больших рассеянных скоплениях карлики есть, но их процент от общего числа, видимо, меньше, чем в Мест­ ной системе.

Астроном Цвикки считает, что кривая светимости галактик должна продолжаться до таких малых систем, как шаровые звездные скопления в нашей Галактике, и даже ниже, но его мнение, видимо, не разделяют другие исследователи.

В1964 г. Цвикки открыл «компактные галактики», по своим малым размерам (менее 1000 парсеков) и по большой плотности звезд в них сходные с ядрами спи­ ральных галактик и даже более плотные. Статистика открытых им компактных галактик приводит к выводу, что они не редкость и что их в пространстве значитель­ ный процент.

В1965 г. X. Арп при помощи 5-метрового телескопа открыл еще более малые и компактные галактики, еле отличимые от звезд 18-й звездной величины, так как их видимый диаметр всего лишь 1". Это равно минималь­ ному диаметру видимого диска звезд, размытого турбуленцией нашей атмосферы при самом спокойном ее состоянии. Их абсолютные величины около —13, а ли­ нейные диаметры всего лишь 70 парсеков. В то же вре­

мя они содержат много ионизированного газа. Значит, в них есть либо горячие звезды, либо неизвестный ис­ точник возбуждения. Структура их, конечно, не видна. Едва ли это спиральные или неправильные галактики, в которых есть горячие звезды.

Все сказанное имеет отношение и к статистике ти­ пов галактик. По Вокулеру, среди полутора тысяч ярких галактик на эллиптические приходится 13%, на

134

(самые немногочисленные). Спиральные галактики на­ иболее многочисленны; среди них преобладают спира­ ли Sb, Sc, SBb. «Ранние» спирали Sa редки. В скопле­ ниях преобладают галактики эллиптические и типа SO.

Морфологический каталог Московского университета описывает формы 30 000 галактик ярче 15-й звездной величины. Изучение его — дело будущего, но уже сей­ час ясно, что среди этих ярких галактик спиралей бу­ дет много, но еще больше окажется форм, которые нам еще не вполне ясны. Так, автор нашел множество коль­ цевидных и дисковидных галактик, не подходящих под символ S0. Обнаружено также много весьма компакт­ ных галактик, почти неотличимых от звезд на снимках небольшого масштаба.

Среди хаотичных скоплений галактик типа облаков чаще главную роль играют спирали, а в компактных скоплениях с концентрацией галактик к центру обычно больше всего эллиптических галактик. В общем поле Метагалактики заметно, что в одних местах неба среди ярких галактик преобладают одни типы, в других ме­ стах — другие.

Массы галактик и их звездный состав

Вращение нашей Галактики вокруг ее малой оси было обнаружено сначала при анализе движения от­ дельных звезд, а потом из радионаблюдений движения масс нейтрального водорода. Но при этом трудно под­ дается изучению вращение внутренних ее частей.

135

Исследуя вращение других галактик, щель спектро­ графа располагают вдоль видимой большой оси галак­ тики, сильно Наклоненной к лучу нашего зрения. Тогда при достаточно быстром вращении линии в суммарном спектре галактики оказываются наклоненными к протя­ жению спектра. По этому наклону измеряют линейную скорость вращения центральных, более ярких частей галактики. Для далеких частей иногда удается опреде­ лить скорость по сдвигу ярких линий в спектрах доста­ точно ярких газовых туманностей, если они есть на пе­ риферии галактики.

Вращение нейтрального водорода в галактиках на­ ибольших угловых размеров измеряют радиометодами по линии Х=21 см.

Галактики в области ясно видимой у них спиральной

ниях от центра. Периоды вращения спиральных галак­ тик составляют десятки и сотни миллионов лет. Эллип­ тические галактики вращаются очень медленно. Вообще замечено, что, чем более сплющена галактика, тем бы­ стрее она вращается. И это понятно: вращение способ­ ствует сплющиванию тел и приобретению ими осевой симметрии.

Явные отклонения от вращения с постоянной угло­ вой скоростью (ее уменьшение с удалением от центра) начинаются там, где спиральная структура становится неотчетливой. Как и следовало ожидать, у пересечен­ ных спиралей SB бар вращается как твердое тело, ина­ че мы наблюдали бы не прямые, а искривленные бары. Но дальше от ядра в этих спиралях наблюдаются более сложные движения, накладывающиеся на круговое дви­ жение вокруг центра.

136

Радионаблюдения нейтрального водорода показы­ вают, что на расстоянии от 500 до 600 парсеков от цент­ ра нашей Галактики существует газовое кольцо, вра­ щающееся со скоростью 265 км/сек. Внутри нёго нахо­ дится газовый диск, имеющий еще большую скорость вращения. Так же быстро вращается в области ядра и ионизированный водород, обнаруженный там француз­ скими учеными.

В наиболее близкой к нам спиральной галактике М31 также удалось изучить вращение вблизи ядра. На расстоянии 7 парсеков от центра скорос-ть вращения крайне быстро возрастает от нуля до 87 км/сек на краю звездообразного ядрышка, далее она столь же быстро падает до нуля. Затем скорость очень медленно ра­ стет до 100 км/сек на расстоянии 500 парсеков от цент­ ра и снова падает до нуля, после чего опять медленно увеличивается до 370 км/сек.

Эти данные получены по измерению наклона линий поглощения в спектре и отражают вращение звезд. Во внутренних областях обнаружен ионизированный кисло­ род. Его масса вращается там также очень быстро. Кроме того, подальше от ядра в нашей Галактике об­ наружено еще и радиальное растекание газа наружу.

После долгих споров вопрос решен в пользу того, что при вращении спиральные ветви «отстают» или «волочатся», что они как бы «закручиваются». По на­ шему мнению, этот спор теряет свою остроту, так как мы нашли ряд галактик, имеющих ветви противополож­ ных направлений закручивания одновременно. Поэтому при вращении одни из ветвей «закручиваются», а дру­ гие «раскручиваются».

Зная закон вращения сплющенных галактик (спи­ ральных и неправильных), можно вычислить их массу

137

(этот закон определяется величиной и распределением плотности вдоль радиуса).

Найдено, что масса сверхгигантских спиральных га­ лактик (нашей, М31, М81, в Большой Медведице и др.) составляет около 150 миллиардов масс нашего Солнца. Масса спиральной галактики в созвездии Треугольника

их массу можно оценить по дисперсии скоростей их звезд, описывающих какие-то вытянутые орбиты или со­ вершающих колебания относительно центра. Эту диспер­ сию скоростей можно вывести из ширины линий в сум­ марном спектре звезд. В спектре образуется наложение друг на друга различно смещенных линий, принадле­ жащих отдельным звездам. Так, было найдено, что мас­ са карликовой эллиптической галактики М32, спутника М31, в 10 раз меньше массы сверхгигантских спиралей. Массы гигантских эллиптических галактик надежно не определены; их можно определять еще в среднем, ста­ тистически изучая скорости компонентов в парах галак­ тик, обращающихся около общего центра масс. Этот способ показывает, что массы больших эллиптических галактик такие же, как и массы больших спиралей, или даже в несколько раз больше.

Важнейшее значение имеет определение среднего от­ ношения массы М к светимости L, если и те и другие отнесены к светимости и массе Солнца, принимаемым за единицу. Так, если это отношение для некоторой га­ лактики оказалось бы равным 1, то это означало бы, что в среднем галактика состоит из таких звезд, как Солнце. Но в действительности она может состоять преимущественно из более слабых звезд меньшей мас­

138

сы и меньшего числа звезд большей светимости и массы.

Оказывается, что М : L меньше всего у неправиль­ ных галактик типа Магеллановых Облаков и состав­ ляет несколько единиц. Это обусловлено тем, что там много звезд-гигантов высокой светимости. Чем больше масса звезды, тем больше и ее светимость, но свети­ мость растет быстрее, чем масса. Так, звезды, которые массивнее, чем Солнце, в 20—40 раз, превосходят его по светимости в десятки тысяч раз.

Почти как и у неправильных галактик, мало значе­ ние M : L у поздних спиралей Sc и SBb. У них ядро невелико, а спиральные ветви изобилуют звездами-ги­ гантами и газом.

У галактик Sb и SBc, например у М31, звезд-гиган­ тов и газа в ветвях меньше, а их ядро больше и ярче. Соответственно и М : L у них достигает значения 10— 20. Наконец, у эллиптических галактик М : L доходит до нескольких десятков или даже до 100. Очевидно, в них преобладают звезды пониженных светимостей. Не­ посредственные наблюдения показывают, что они, как

иядра спиралей, не имеют структурных неоднородно­ стей, не содержат и звезд-сверхгигантов.

Установить звездный состав разных галактик помо­ гает также изучение их цвета и линий спектра. Спект­ ры и цвета галактик различаются меньше, чем спектры

ицвета звезд. Суммарные спектры галактик образова­ ны слиянием спектров множества составляющих их звезд. Поэтому галактики не имеют в точности сходных

со звездами спектров, но их все же классифицируют. В среднем неправильные и поздние спиральные галак­ тики белее других и имеют спектры типа F, иногда да­ же типа А. Галактики Sb и SBa желтоваты и относятся

139